Звезда до главной последовательности

Эволюционные треки звёзд до главной последовательности (синий цвет) и их изохроны (отмечены разными цветами)

Характеристики звёзд до главной последовательности различаются в зависимости от их масс и возрастов. В любом случае эти звёзды имеют низкие температуры — у самых холодных она может составлять 650 K и со временем возрастает до температуры, которую звезда будет иметь на главной последовательности[7]. При этом светимости этих звёзд больше, чем у звёзд главной последовательности из-за их больших размеров, поэтому звёзды до главной последовательности находятся в верхней правой части диаграммы Герцшпрунга — Рассела. Основным источником энергии таких звёзд является гравитационное сжатие, но в них могут проходить термоядерные реакции — превращение ядер сначала лития, бериллия и бора, а потом и водорода, в ядра гелия[8]. Спектры звёзд до главной последовательности также имеют особенности: например, в некоторых случаях в них могут наблюдаться эмиссионные линии[9][10], а наличие аккреционного диска может приводить к инфракрасному избытку[5][6].

Звёзды до главной последовательности по другим принципам классификации могут принадлежать иным классам звёзд. Так, например, звёзды до главной последовательности с массами до 3 M_⊙ переменны и являются звёздами типа T Тельца[5][6][11], либо, в некоторых случаях, фуорами[12]. Звёзды до главной последовательности с большей массой, до 10 M_⊙, проходят стадию звёзд Хербига (Ae/Be)[13][14].

Как и в протозвёздах, энергия в звёздах до главной последовательности излучается в основном за счёт гравитационного сжатия, поэтому на этой стадии происходит сжатие и нагрев звезды. Этот процесс останавливается только тогда, когда температура и давление в ядре возрастают настолько, что мощность идущих в ядре термоядерных реакций сравнивается со светимостью звезды, и в этот момент звезда переходит на главную последовательность. Длительность этого сжатия определяется тепловой временной шкалой, которая значительно меньше срока жизни звезды[15]. У самых массивных звёзд она занимает около 10⁵ лет, а у наименее массивных — порядка 10⁹ лет. Для Солнца стадия до главной последовательности продлилась 30 миллионов лет[16][17][18][19]. Кроме того, протопланетные диски звёзд до главной последовательности на этой стадии превращаются в планетные системы[1][20]. На этой стадии может происходить аккреция, хотя и в гораздо меньшем темпе, чем при быстром сжатии: порядка 10⁻⁸—10⁻⁷ M_⊙/год, что уже очень слабо влияет на параметры звезды[1].

На диаграмме Герцшпрунга — Рассела эти звёзды движутся вниз и влево к главной последовательности. При этом если звезда полностью конвективна, что зависит от её массы, то при сжатии её температура не меняется и она движется вертикально вниз по треку Хаяши, а в противном случае при сжатии увеличивается её температура, светимость меняется слабо и звезда движется на диаграмме влево — по треку Хеньи. Звёзды с массами в диапазоне от 0,3—0,5 M_⊙ (по разным оценкам) до 3 M_⊙ в течение сжатия перестают быть полностью конвективными и сначала движутся по треку Хаяши, а потом — по треку Хеньи. Звёзды с массами менее 0,3—0,5 M_⊙ движутся по треку Хаяши до главной последовательности, а звёзды массивнее 3 M_⊙ движутся только по треку Хеньи[16][21][22][23]. У объектов с массами менее 0,07—0,08 M_⊙ термоядерный синтез никогда не становится единственным источником энергии, их сжатие не останавливается и они становятся коричневыми карликами[4][24][25].